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Cassiopeia A を対象とした最近の研究と、今の研究の進行状況

Cassiopeia A を対象とした最近の研究と、今の研究の進行状況. 九州大学理学府物理専攻 粒子宇宙論 Ⅲ 　修士課程２年 松尾康秀. 2009.07.24, Fry TV 会議にて. 超新星残骸 Cassiopeia A ( Cas A). Cassiopeia A （ X 線 ）. ・年齢： 330 歳 ・距離： 3.4 kpc ・大きさ : ～ 3.8 pc ・爆発エネルギー： 2 × 10 51 erg 程度 ・放出質量： 2 ～ 4 M  ・ジェット（のような）構造を持つ 　非球対称爆発. 約 3.8 pc.

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Cassiopeia A を対象とした最近の研究と、今の研究の進行状況

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Presentation Transcript

  1. Cassiopeia Aを対象とした最近の研究と、今の研究の進行状況 九州大学理学府物理専攻 粒子宇宙論Ⅲ　修士課程２年 松尾康秀 2009.07.24, Fry TV会議にて

  2. 超新星残骸Cassiopeia A (Cas A) Cassiopeia A （X線） ・年齢：330歳 ・距離：3.4 kpc ・大きさ : ～3.8 pc ・爆発エネルギー：2×1051erg 程度 ・放出質量：2～4M ・ジェット（のような）構造を持つ 　非球対称爆発 約3.8pc Schure et al .2007

  3. Cas Aに関する観測 １．Quasi Stationaly Floculii ( Chevalier & Kirshner 1978 ) 　・ N/H --- 太陽組成の～10倍 　・ He/H --- 太陽組成の5～10倍 ・ 速度は < 400 km/s 　・ その多くは中心から～1.5pcに分布 起源 --- 星の進化過程で、windとして出てきたものでは ２．Nitrogen knots ( Fesen 2001) ・ N/H --- 典型的には太陽組成の10～30倍 ・速度は 7000～9000 km/s 　　（50個のNKsの内、3個からHの輝線が観測） 　起源 --- 爆発の際に、星の表面から噴出してのでは ３．Forward shock と Reverse shockの位置 ( Gotthelf et al. 2001 ) 　・ Forward shock --- 中心より 2.5 ± 0.2 pc 　・ Reverse shock --- 中心より 1.6± 0.17 pc

  4. Cas Aの親星と星周物質 ＜親星＞ まだ、はっきりとは解っていない。 a）Chevalieer & Oishi 2003 b） Borkowski et al. 1996 　　親星はRSG 星　　　　　　　　　　　　親星はBSG 星 c）Peimbert 1971, Fesen et al. 1987d）Young et al. 2006 　　親星はWN星　　　　　　　　　　　　 親星は連星系 ＜星周物質＞ ・親星の進化経路に依存

  5. Schure et al. 2008星周物質に対して制限（WRwind に対して制限）

  6. 手法 １．Pre-Process a）RSG wind に計算領域を満たしておく dM/dt = 1.54×10-5 M/yr VRSG = 4.7 km/s T = 103 K b）WR wind をある時間TWRだけ流す dM/dt = 9.7×10-6 M  /yr VWR = 1.7×103 km/s T = 104 K ２．超新星爆発を中心から起こす Eej = 2×1051erg Mej = 2.5M  Code: Zeus 3D Resolution: 900×225 ( 0.0067pc × 0.2° ) Ionization: Garcia-Degura et al.1999 Radioactive cooling: MacDonald

  7. WR wind の伝搬（密度）

  8. Jet 状爆発 観測により、Jetの長さは3.8 pc 以上 WR wind の継続時間は 3480 year 以下

  9. van Veelen et al. 2009Schure et al.2008の改良 手法は前述のSchure et al.2008 と本質的には同様。 ただし、星の進化計算を行いmass loss rate の時間発展を考慮 　（主系列段階で20 M のモデル） Forward shockとReverse shockの位置の観測からWR windについて制限

  10. 結果１ Model :WR5 (WR wind が5000 year) Reverse shockの位置が観測と異なる。

  11. 結果２ Model :WR10, WR15 観測とは大きく異なる。

  12. Perez-Rendon et al.2009Cas Aの親星を制限

  13. 概要 Stellar Evolution Hydrodynamical simulations 進化計算から得られたMass loss rate を用いてStellar wind を計算 主系列時代にある質量を持った複数の星を用意 Mass loss を考慮して進化計算 pre-SNモデルとStellar wind を初期値として、超新星爆発を起こす Pre-SNモデルの作成 Cas Aの観測と比較

  14. 手法（Stellar evolution） ・Network 0n,1-2H,3-4He,6-7Li,7-9Be,8-10-11B,11-12-13C,12-14-15N,16-17-18O,19F,20-21-22Ne,24-25-26Mg,26-27Al,28-29-30Si,56Fe の35核種 (Caughlan & Fowler 1988) ・Initial mass 1) 23 M 2) 28 M  3) 29 M  4) 30 M  5) 33 M  ・Code STERN （球対称、回転なし） (Langer et al. 1985, Heger 1998) ・Mass loss rate <MS> 観測からの経験則 (Nieuwenhuijzen & de Jager 1990) <RSG> 観測からの経験則 (Humphreys & Nichols 1985) <WR> Langer 1989

  15. 手法（Hydrodynamicalsimulations） Stellar wind Code: ・Zeus 3D(Stone & Norman 1992) 1D : MS, RSG 2D : WR,Supernova Ionization : lower cutoff temperature 104 Kを導入することで近似的に考慮 Resolution: 1D : 0.05 pc/cell (rmax = 50 pc) 2D : 0.03 pc×0.1° /cell (rmax = 15 pc, φmax = 30°) Initial value: (Willingale et al. 2003) ・n0 = 13 cm-3 ・e = 1×10-13 erg/cm3 ・物質分布は一様であると仮定 進化計算で得られたmass loss rateを用いて、計算 SN explosion Thermal energy --- 1051 erg Kinetic energy --- 1051 erg をそれぞれ注入

  16. 観測との比較、結論 どのモデルも一長一短である

  17. 近年の研究と問題点 ＜Progenitor＞ 　・RSG wind、WR windのmass loss rate を用いて進化計算 　　（Young et al.2006, Perez-Rendon et al.2009） ＜Stellar wind＞ 　・進化計算によって得られた mass loss rate を用いて計算 （Perez-Rendon et al.2009, van Veelen et al.2009） ＜SN explosion＞ ・未だに、信頼できる爆発モデルを用いて、現在のCas Aと比較するというものは見当たらない。 （爆発モデルが信頼できないもの（Schure et al.2008, van Veelen et al.2009, Perez-Rendon et al.2009）や、現在のCas Aの年齢まで計算していないもの（Young et al.2006, Wheeler et al.2008）など）

  18. 現在の研究状況

  19. 手法 ＜Neuclear network＞ He～Niまでの13核種 ＜EOS＞ 　高密度 ideal gas + radiation 低密度 ideal gas ＜Code＞ Zeus-2D ＜Pre-SN model＞ 6M  He core model Hashimoto 1995 ＜Stellar wind＞ 　・RSG wind のみを考慮 (Schure et al.2008)

  20. 結果1

  21. 結果2

  22. 結果3

  23. 結果4

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